science
Des pulsations « naines » sans précédent détectées à l’aide du télescope FAST
Une équipe d’astronomes a détecté des « pulsars nains » du pulsar PSR B2111+46 à l’aide du télescope FAST. Contrairement aux émissions des pulsars ordinaires, ces pulsations faibles et étroites représentent un état de rayonnement unique, présentant souvent un spectre inversé rare. L’étude indique que ces pulsations pourraient aider à révéler les mystères des processus de rayonnement du pulsar et les conditions extrêmes du plasma dans la magnétosphère du pulsar.
À l’aide du télescope FAST, les chercheurs ont détecté des « impulsions naines » uniques. pulsar PSR B2111+46, révélant potentiellement des aspects inconnus du rayonnement pulsar et plasma conditions.
À l’aide du radiotélescope sphérique à ouverture de cinq cents mètres (FAST), une équipe de recherche dirigée par le professeur Jinlin Han des observatoires astronomiques nationaux de l’Académie chinoise des sciences (NAOC) a détecté des « impulsions naines » distinctes du pulsar PSR B2111 + 46, et a étudié l’émission radio dans des détails incomparables Préfixe et sonde pour la physique inconnue dans la magnétosphère.
Cette étude a été publiée aujourd’hui (17 août) dans la revue astronomie naturelle.
Émission de pulsar et annulation de pulsar
Les pulsars émettent généralement des signaux radio périodiques. Cependant, certains pulsars plus anciens arrêtent parfois d’émettre pendant des périodes spécifiques, un phénomène connu sous le nom de « pulsation ». Cela peut se produire parce que les particules ne peuvent pas être produites dans la magnétosphère en raison de conditions défavorables ou de modifications de la structure du champ magnétique et de la zone de rayonnement. En variante, la région de formation de particules pourrait être inondée de plasma produit ailleurs.
L’émission radio pulsar des orages et des gouttes de pluie provient des particules de la magnétosphère du PSR B2111 + 46 détectées par FAST. Crédit : NAOC
La raison exacte de l’absence de rayonnement de l’étoile est encore inconnue. Il est difficile de déterminer l’état physique de la magnétosphère d’un pulsar lorsque son rayonnement est supprimé.
Notes inédites pour PSR B2111+46
Le PSR B2111+46 est un pulsar relativement ancien, et les scientifiques savent depuis longtemps que les émissions de ce pulsar sont souvent vides pendant des périodes de temps. Cependant, des dizaines de pulsations très étroites et inhabituellement faibles – auparavant non observées – ont été détectées pendant les périodes normales d’annulation lorsqu’elles ont été observées par hasard les 24 août, 26 août et 17 septembre 2020, dans le cadre de l’instantané Pulsar de l’avion galactique. sondage, ce qui est essentiel. Projet FAST de chasse aux pulsars.
Pour étudier ce nouveau type d’état d’émission, les chercheurs ont de nouveau observé ce pulsar pendant deux heures le 8 mars 2022. « Enfin, nous avons sélectionné 175 de ces pulsars étroits et faibles », a déclaré le Dr Xue Chen, premier auteur de l’étude. Selon le Dr Chen, de telles impulsions se distinguent des impulsions normales en termes de largeur d’impulsion et d’énergie, et sont donc appelées « impulsions naines ».
Les pulsars nains du pulsar B2111 + 46 présentent des différences distinctes de largeur d’impulsion et d’énergie de rayonnement par rapport aux pulsars normaux, indiquant un nouvel état d’émission différent du pulsar normal. Crédit : NAOC
La nature des légumineuses naines
Alors que les pulsars standard individuels émettent un rayonnement à travers un « orage » de particules générées par des décharges à grande échelle dans des cavités se formant régulièrement près des pôles magnétiques d’un pulsar, les pulsars nains sont produits par une ou quelques « gouttes de pluie » de particules générées en produisant des paires dans une vacuole. Fragile que ce pulsar proche de la mort.
Ces impulsions clairsemées, faibles et étroites constituent un nouvel état de rayonnement indépendant des impulsions normales, et ces impulsions présentent souvent un spectre inverse rare, c’est-à-dire qu’elles ont une émission beaucoup plus forte à des fréquences radio plus élevées, ce qui est rarement détecté dans une telle caractéristique État. Chronologie de sources astronomiques. Le professeur Han a déclaré: « Il serait difficile de mesurer les propriétés de tels pulsars nains avec des radiotélescopes autres que FAST, et les mesures d’un tel nouveau groupe de pulsars nains révèlent que la structure du champ magnétique du pulsar de rayonnement reste inchangée même lorsque le rayonnement s’arrête presque. »
« En fait, moins de pulsars nains ont été observés que quelques autres pulsars », a déclaré Yan Yi, co-premier auteur de l’étude. « Des études détaillées de cet amas de pulsars nain peuvent révéler certains des mystères liés au traitement du rayonnement pulsar inconnu et révéler l’état maximal du plasma dans la magnétosphère du pulsar. »
Référence : « Émission radio pulsée forte et faible par les orages et les gouttes de pluie des particules dans la magnétosphère » par X. Chen, Y. Yan, JL Han, C. Wang, PF Wang, W.C. Jing, KJ Lee, B. Zhang, RX Xu T. Wang, ZL Yang, WQ Su, N.N. Cai, WY Wang, GJ Qiao, J. Xu et DJ Zhou 17 août 2023, disponible ici. astronomie naturelle.
DOI : 10.1038/s41550-023-02056-z
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Capturé en action : le vaisseau spatial Perseverance de la NASA surveille le diable de poussière martien
Selon la NASA, les diables de poussière, bien que plus faibles et plus petits que les ouragans terrestres, jouent un rôle crucial dans la redistribution de la poussière sur Mars, aidant ainsi les scientifiques à étudier l’atmosphère martienne et à améliorer les modèles météorologiques.
En analysant les données d’images, les scientifiques de la mission ont localisé ce diable de poussière sur la crête de Thorofare, à environ 4 kilomètres de là.
Il s’est déplacé d’est en ouest à environ 12 mph (19 km/h) et mesurait environ 200 pieds (60 m) de large. Bien que seules les 387 pieds (118 mètres) inférieurs soient visibles, les scientifiques estiment sa hauteur totale à environ 1,2 miles (2 kilomètres).
Les diables de poussière, également présents sur Terre, se forment lorsque l’air chaud ascendant se combine avec des colonnes d’air froid descendantes. Les diables de poussière martiens peuvent être plus nombreux que leurs homologues terrestres et leur apparition est imprévisible.
Selon la NASA, persévérance Les rovers de Curiosity les surveillent en permanence, prenant des images en noir et blanc pour maintenir les données en mouvement.
La mission principale de Perseverance sur Mars est l’astrobiologie, notamment la recherche de signes d’une vie microbienne ancienne. Il analysera la géologie de la planète et le climat passé, posera les bases de l’exploration humaine de Mars, et collectera et stockera des roches et des régolithes martiens pour de futures missions de récupération et d’analyse en coopération avec l’Agence spatiale européenne.
La mission Mars 2020 Perseverance est cohérente avec la stratégie d’exploration de la Lune et de Mars de la NASA, qui comprend les missions Artemis Moon pour ouvrir la voie à une éventuelle exploration humaine de la planète rouge. Le Jet Propulsion Laboratory (JPL), exploité par le California Institute of Technology à Pasadena, en Californie, supervise les opérations du rover Perseverance.
« Spécialiste de la télévision sans vergogne. Pionnier des zombies inconditionnels. Résolveur de problèmes d’une humilité exaspérante. »
Cette semaine, suivez la constellation septentrionale de Céphée, le roi d’Éthiopie dans la mythologie grecque. Bien qu’un peu faible, la constellation est grande et relativement facile à localiser en raison de sa proximité avec la constellation en forme de W de Cassiopée, qui était l’épouse de Céphée.
Le graphique montre la vue tout au long de la semaine alors qu’elle se dirige à peu près vers le sud depuis Londres et atteint le zénith. L’étoile la plus brillante de la constellation de Céphée est Alderamin, située à 49 années-lumière de la Terre. En raison de la précession du pôle terrestre, en l’an 7 500 Drammen servira d’étoile polaire.
L’étoile la plus importante sur le plan astronomique de la constellation est Delta Céphéide, située à une distance de 887 années-lumière. En octobre 1784, le jeune astronome John Goodric découvrit que Delta Cephei changeait de luminosité de manière régulière et récurrente. Les étoiles dites variables faisaient beaucoup de bruit à l’époque, et Godric observait leurs changements presque toutes les nuits jusqu’à la fin de cette année-là.
Aujourd’hui, l’étoile est le prototype d’une classe d’étoiles variables appelées variables céphéides. Parce que leur période de pulsation est liée à leur luminosité absolue, ils peuvent être utilisés pour mesurer des distances à travers l’univers. Céphée est située si loin au nord qu’il est impossible de la voir depuis la majeure partie de l’hémisphère sud.
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Interprétations dégradées des caractéristiques spectrales de l’oxygène dans les observations atmosphériques exoplanétaires en raison des incertitudes du rayonnement ultraviolet stellaire : une étude de cas 3D avec TRAPPIST-1e
La hauteur effective du spectre de transmission atmosphérique est tracée en fonction d’une longueur d’onde comprise entre 0,2 µm et 11 µm pour le P19 PI (orange), le P19 10 % PAL (marron), le P19 1 % PAL (jaune), le P19 0,1 % PAL (rouge), et simulations W21. PI (bleu clair), W21 10 % PAL (bleu), W21 1 % PAL (violet) et W21 0,1 % PAL (gris). Les cas non verrouillés à portée sont exclus pour plus de clarté, mais présentent peu de différences par rapport au cas équivalent à verrouillage à portée. La profondeur du transit, en termes de contraste par rapport à l’étoile, est indiquée sur l’axe vertical droit en parties par million (ppm). Les spectres sont collectés à un pouvoir de résolution spectral de R = 250. Les caractéristiques spectrales sont indiquées en gris. La plage de longueurs d’onde de l’observatoire des mondes habitables proposé (HWO ; zone ombrée en bleu) et la plage de longueurs d’onde de l’instrument JWST NIRSpec (zone ombrée en jaune) sont indiquées. Ils se chevauchent dans la zone ombrée en vert. La plage de longueurs d’onde de l’instrument JWST MIRI est indiquée dans la zone ombrée en violet. L’espacement des longueurs d’onde entre 0,2 et 1 µm varie entre 1 et 11 µm afin de montrer clairement les zones UV et visibles. La barre noire représente l’incertitude qui peut exister dans une mesure ayant atteint le seuil de bruit de l’instrument, où le seuil de bruit est indiqué comme étant de 5 ppm. Notez que cette barre d’erreur est une estimation des performances du télescope et n’indique pas une mesure. — Ph.EP astronomique
TRAPPIST-1e est une exoplanète habitable en orbite autour d’une étoile naine M ultra-froide et constitue une cible de choix pour les observations à l’aide du télescope spatial James Webb (JWST). La modélisation photochimique unidimensionnelle des atmosphères des planètes telluriques a montré l’importance du flux UV stellaire entrant dans la modification de la concentration d’espèces chimiques, telles que O3 et H2O.
De plus, la modélisation tridimensionnelle (3D) a montré une anisotropie des abondances chimiques due au transport dans les simulations d’exoplanètes verrouillées par les marées. Nous utilisons le modèle climatique communautaire de l’atmosphère entière version 6 (WACCM6), un modèle 3D du système terrestre, pour étudier comment l’incertitude du flux UV incident, combinée au transport, affecte les prédictions d’observation de TRAPPIST-1e (en supposant une formation primordiale d’atmosphère semblable à la Terre).
Nous utilisons deux spectres stellaires semi-empiriques de TRAPPIST-1 issus de la littérature. Le rapport du flux UV entre eux peut atteindre un facteur de 5 000 dans certaines catégories de longueurs d’onde. Ainsi, le total des panaches d’O3 produits photochimiquement diffère d’un facteur 26. Les caractéristiques spectrales de l’O3 dans les spectres de transmission et d’émission diffèrent entre ces simulations (par exemple, des différences de 19 km dans la hauteur effective des spectres de transmission de l’O3 à 0,6 µm).
Cela entraîne des ambiguïtés potentielles lors de l’interprétation des observations, notamment des interférences avec des scénarios supposant des concentrations d’oxygène alternatives. Par conséquent, pour parvenir à des interprétations robustes des spectres des exoplanètes, il est crucial de caractériser les spectres ultraviolets de leurs étoiles hôtes. En l’absence de telles mesures stellaires, il est toujours possible d’obtenir le contexte atmosphérique à partir d’autres caractéristiques spectrales (telles que H2O), ou en comparant conjointement les spectres d’imagerie directe et de transmission.
Gregory Cook (1, 2), Dan Marsh (1), Catherine Walsh (1), Alison Youngblood (3), (1) École de physique et d’astronomie, Université de Leeds, Royaume-Uni, (2) Institut d’astronomie, Université de Cambridge, Royaume-Uni, (3) NASA Goddard Space Flight Center, Division de l’exploration du système solaire, États-Unis d’Amérique)
Commentaires : 20 pages, 11 numéros, acceptés par ApJ
Sujets : Astrophysique terrestre et planétaire (astro-ph.EP) ; Astrophysique solaire et stellaire (astro-ph.SR)
Citer comme : arXiv:2309.15239 [astro-ph.EP] (Ou arXiv :2309.15239v1 [astro-ph.EP] pour cette version)
Date de soumission
De : Grégory Cook
[v1] Mardi 26 septembre 2023, 20:05:40 UTC (7 260 Ko)
https://arxiv.org/abs/2309.15239
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